L'observation de rotateurs lents dans les régions de formation d'étoiles reste une énigme car il faut une évacuation efficace du moment cinétique due à l'accrétion sur ces étoiles, qui sont de plus en contraction. L'interaction de leur champ magnétique avec un disque est alors une solution possible à ce problème. Après avoir fait le bilan des contraintes observationnelles et théoriques, on la modélise avec un champ magnétique dipolaire et un disque incluant les effets dissipatifs. On effectue alors des simulations numériques avec le code VAC.<br />Le premier objectif de cette thèse est de ré-examiner les conditions nécessaires pour détourner l'écoulement du disque dans une colonne d'accrétion. Un nouveau critère analytique et prédictif est obtenu pour trouver la position de troncation du disque par la magnétosphère et on montre l'importance du gradient de pression thermique dans le disque. La physique des colonnes d'accrétion est expliquée en détail. On confirme les résultats numériques de Romanova et al. (2002, ApJ, 578) pour un champ magnétique faible (140G) et de faible taux d'accrétion (10^{-9} Msol par an). On ne trouve pas de vent de disque ou de vent X, et l'étoile est accélérée par l'interaction avec son disque dans le cas où on a un rotateur lent. <br />Le deuxième but est de tester la robustesse de l'accrétion magnétosphérique en variant le champ magnétique et la vitesse de rotation de l'étoile ainsi que l'importance des effets dissipatifs. Les colonnes d'accrétion sont toujours présentes avec des oscillations en présence de viscosité. Le taux d'accrétion sur l'étoile diminue quand son champ magnétique ou sa vitesse de rotation augmente, ce qui réduit l'apport de moment cinétique à sa surface. Pourtant, on ne trouve pas un état où la rotation de l'étoile est fixée à une faible valeur par la présence du disque. Un vent stellaire est une autre façon de la freiner comme on le voit dans nos simulations.

La dernière génération de satellites X, comme XMM-Newton ou Chandra, a beaucoup enrichi notre savoir sur les propriétés du rayonnement X des Noyaux Actifs de Galaxies (NAG). La spectroscopie détaillée et les observations longues de plusieurs centaines de milliers de secondes ont ouvert de nouvelles perspectives sur les mécanismes de la production du rayonnement X, de sa modification par la matière située sur son chemin, et sur sa variabilité.<br /><br />Dans ma thèse, je présente des modèles de transfert de rayonnement thermique pour les NAG dans les domaines spectraux de l'extrême UV et des X. Les modèles prennent en considération plusieurs aspects des propriétés X observées: la composante du 'reprocessing', la variabilité et les flares X, ainsi que les effets du 'warm absorber'. Concernant le reprocessing, je modélise en détail des flares X en supposant des reconnexions magnétiques au-dessus du disque d'accrétion. Ces événements sont supposés être similaires aux flares solaires. Ils produisent des sources lumineuses et compactes émettant du rayonnement X dur et créant des taches chaudes sur le disque sous-jacent. J'évalue les propriétés physiques du milieu du disque à travers la tache et je calcule des spectres pour le rayonnement ré-émis en fonction de la position dans la tache et de la ligne de visée locale. Je fais varier la masse du trou noir, son taux d'accrétion, et son paramètre de rotation en évaluant des taches à plusieurs distances du trou noir et pour des phases orbitales différentes. Je calcule aussi des spectres vus par un observateur lointain en appliquant un traitement complet de relativité qui est basé sur une technique du tracés de rayons. Je fournis des simulations de l'évolution spectrale à laquelle on s'attend pour des flares particuliers, en tenant compte des délais causés par la distance entre la source compacte et différents endroits de la tache chaude. Les modèles du flare sont effectués en supposant un disque d'accrétion sous-jacent qui est à l'équilibre hydrostatique. La durée du flare est supposée être par un facteur significatif moins longue que l'échelle de temps dynamique du disque, afin que sa structure verticale reste constante pendant toute la période du flare.<br /><br />Des observations récentes de la galaxie Seyfert-1 MCG -6-30-15 avec XMM-Newton ont montré une courbe du lumière qui contient un flare lumineux et symétrique pendant environ 2000 secondes. Pour ce flare, Ponti et al. (2004) présentent une analyse temporelle à l'aide des fonctions d'auto-corrélation en dérivant des délais entre des bandes d'énergie différentes. Je suggère un modèle simple qui décrit ces délais en supposant que l'observateur détecte le rayonnement primaire et le reprocessing comme pulses consécutifs. Ce modèle reproduit les délais observés dans MCG -6-30-15 d'une manière qualitativement correcte, et il permet une estimation de la distance entre la source compacte du flare et la surface du disque.<br /><br />En utilisant les résultats de la modélisation d'un flare particulier, on effectue des simulations Monte-Carlo pour des distributions de flares répartis sur le disque. Le spectre de variabilité rms calculé est construit sur la base des ces simulations pour différentes distributions radiales de la luminosité du disque et pour différents paramètres de rotation du trou noir. En appliquant notre modèle au spectre rms observé, nous apportons à ces paramètres des contraintes pour le cas de MCG -6-30-15.<br /><br />Enfin, nous étudions la modification du rayonnement X dans des régions plus lointaines de l'objet central grâce à une modélisation du warm absorber. Une grille de modèles est calculée pour un warm absorber en équilibre de pression totale, comme l'a suggéré récemment l'observation de la galaxie Seyfert-1 NGC 3783. Nous montrons les tendances générales de la stratification du milieu et du spectre absorbé qui en résulte en faisant varier la pente du spectre incident, le paramètre d'ionisation, et la densité de colonne du warm absorber.<br />_______________<br />Référence: Ponti, G., Cappi, M., Dadina, M., & Malaguti, G. 2004, A&A, 417, 451

Le problème du transport de moment cinétique dans les disques d'accrétion<br />astrophysiques fait l'objet d'un vif débat depuis maintenant une trentaine<br />d'années. On<br />propose ici une étude de ce transport en considérant plusieurs instabilités<br />pouvant conduire à de la turbulence développée dans les disques. La première<br />instabilité proposée est l'instabilité hydrodynamique sous critique de<br />cisaillement. Une étude numérique de cette instabilité nous permet de montrer<br />que, bien que non détectable dans les simulations, le transport obtenu sera<br />très probablement bien trop faible pour expliquer les observations actuelles.<br />Nous étudions ensuite l'instabilité strato-rotationnelle et nous montrons<br />par un développement analytique que les contraintes sur les conditions aux<br />limites empêchent la formation de cette instabilité dans un vrai disque. Enfin,<br />nous nous intéressons à l'instabilité magnéto-rotationnelle en présence d'effets<br />non idéaux (viscosité et résistivité magnétique). Nous montrons alors que ces<br />effets non idéaux, bien que faibles a priori, ont un fort impact sur<br />l'efficacité de la turbulence finalement engendrée. Ce dernier point montre le<br />rôle que peut avoir la microphysique dans le processus de saturation, et la<br />nécessité d'avoir une modélisation de ces effets afin d'obtenir un<br />modèle de transport cohérent dans les disques d'accrétion.

Malgré de nombreux efforts tant sur le plan observationnel que théorique, nous ne connaissons que très peu de choses sur la nature des sources X très lumineuses qui n'appartiennent pas au noyau de la galaxie hôte et qui semblent dépasser (ou dépassent) très largement la limite d'Eddington d'un objet de quelques masses solaires. Ce travail présente dans une première partie l'étude multi-longueurs d'onde d'un échantillon de certains de ces objets à travers les observations X des satellites ROSAT et XMM-Newton et les résultats d'observations optiques menées à l'Observatoire de Haute-Provence, à l'ESO et au CFHT. Ces objets ont été étudiés depuis des décennies sans qu'ils aient livré aucun de leurs secrets, et pour la première fois de nombreuses nébuleuses en émission ont été découvertes à proximité de la source X. Et plus encore, une de ces nébuleuses semble être photoionisée par les rayons X ce qui tend à prouver par la même occasion que l'émission X de l'objet dépasse largement la limite d'Eddington d'un objet de quelques dizaines de masses solaires ! Une deuxième partie de ce travail est consacrée à une tâche plus technique qui fut l'écriture d'un programme intégré à une chaîne de traitement automatique des données du satellite européen XMM-Newton.

Les NAG (Active galactic nuclei, ou noyaux actifs de galaxie) sont des noyaux galactiques lumineux (L>10^42 erg/s) au centre desquels se trouve un trou noir super massif. Leur énergie lumineuse est libérée lors de l'accrétion sur ce trou noir, soit via un disque d'accrétion, soit via un flux d'accrétion relativement inefficace. Certaines questions, notamment concernant l'origine des jets dans environ 10 % des NAG, n'ont pas encore de réponse. Le Fermi/LAT gamma-ray survey a soulevé une nouvelle question lorsqu'il a détecté un petit groupe de radio galaxies en addition à de nombreux blazars. Les radio galaxies sont séparées en deux catégories en fonction du de la luminosité de leurs jets dans le domaine radio. La catégorie Fanaroff-Riley I (FR-I) rassemble les sources dont les jets sont brillants près du noyau, tandis que les jets des sources de la catégorie FR-II sont brillants aux extrémités. Les sources FR-I sont apparentées aux BL Lacs, blazars de faible luminosité. Les FSRQ, blazars de forte luminosité, sont probablement enfantés par les sources de type FR-II. Cette thèse présente une étude de radio galaxies lumineuses dans le domaine gamma. Nous avons étudié deux exemples de ce nouveau type de sources en analysant des données X et gamma et en créant des distributions spectrales d'énergie (SED) large-bande. Pour 3C 111, de type FR -II, nous avons analysé des observations de Suzaku/XIS et PIN, ainsi que des observations d'INTEGRAL IBIS/ISGRI, pour créer un spectre dans le domaine X. Nous avons aussi utilisé un spectre mesuré par Swift/BAT lors de sa campagne d'observation de 58 mois. Le spectre résultant, qui couvre les énergies de 0,4 à 200 keV, met en évidence deux contributions : l'une thermale de type Seyfert montrant une raie de fer K-alpha, l'autre non thermale caractéristique d'un jet. Nous avons aussi analysé des données gamma de Fermi/LAT. Nous avons combiné les données X et gamma avec des données historiques dans les domaines radio, infrarouge et optiques, pour construire le SED. Ce SED est modélisé de manière satisfaisante par un jet non thermal. La luminosité bolométrique de 3C 111 est relativement faible, et le modèle SED correspond plus à une source de type BL Lac que de type FSRQ auquel nous nous attendions. La seconde source que nous avons étudiée est M87, de type FR-I. Cette source proche a été détectée dans les bandes gamma et TeV, mais pas encore en rayons X durs (> 10 keV). Nous avons concentré la première partie de notre analyse sur la limite supérieure de l'émission X de cette source en utilisant des observations d'INTEGRAL IBIS/ISGRI. En plus de la méthode habituelle, nous avons appliqué plusieurs techniques telles que "pointing selection" et "shadogram treatment" afin d'augmenter le rapport signal sur bruit. En utilisant 5,1 Ms de données ISGRI nous avons déterminé, avec une certitude de 3 sigma, une limite supérieure de f < 3x10-12 erg/cm2/s pour le flux de M87 dans la bande 20-60 keV. Notre analyse d'observations de Suzaku/PIN nous a permis d'effectuer la première détection de rayons X dur émis par M87. Celle-ci a un flux de f=1.3+0.1-0.2x 10-11 erg/cm2/s entre 20 et 60 keV. Cette détection suggeste une éruption; en effet ce flux est très supérieur à la limite supérieure que nous avons calculée. En combinant cette limite supérieure d'émission X avec des données de Fermi/LAT et données historiques radio, infrarouges et optiques, nous avons construit un SED. Celui-ci est correctement modélisé par une source de type BL Lac, conforme à nos attentes puisque M87 est de type FR-I. Nous avons alors examiné les aspects généraux des radio galaxies à forte émission gamma. La plupart de ces objets sont de type FR-I, et le noyau d'au moins une source FR-II (3C 111) est plus proche de BL Lac que de FSRQ. Il est possible que ce soit aussi le cas des autres sources FR-II. Comme dans le cas des blazars, leur émission gamma est originaire du jet. La source est trop inclinée pour que l'émission du jet apparaisse boostée. En revanche, puisque les rayons gammas sont émis à proximité du trou noir central, les observations peuvent être expliquées soit par un grand angle d'ouverture du jet, soit par réflection sur le disque. Fermi/LAT a observé un potentiel halo de matière sombre aux alentours de l'amas de la vierge. J'ai participé à l'étude de l'émission de cette source. Notre travail a mis en évidence qu'une collection de source ponctuelles contribue à cette émission. Je présente dans cette thèse le résultat de notre analyse. Pour terminer, nous rapportons la première détection de rayons X provenant de l'objet BL Lac BZB J1552+0850 et de la galaxie de Seyfert LSBC F727-V01. Nous les avons observées avec les instruments UVOT et XRT de Swift. Ces deux sources sont situées dans le rayon d'erreur de la source Fermi/LAT 2FGL J1551.9+0855. Puisque les galaxies de Seyfert émettent rarement des rayons gammas, nous avançons l'hypothèse que BZB J1552+0850 est la contrepartie UV et X de la source gamma Fermi/LAT 2FGL J1551.9+0855. L'étude du rayonnement X des radio galaxies à forte émission gamma aide à caractériser ces sources. La résolution spectrale de la nouvelle génération d'instruments tels que NuSTAR et ASTRO-H permettra de distinguer les composantes thermales et non-thermales des spectres X. Construire des spectres de distribution d'énergie à partir d'observation à plusieurs longueurs d'ondes aidera à contraindre les émissions large-bande. Cela facilitera l'assignation de contreparties visibles aux sources détectées par Fermi/LAT, tâche non triviale à cause des incertitudes de position.